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Titan besitzt einen mittleren Durchmesser von 5.150 km. Damit ist er nur wenig kleiner als der Jupitermond Ganymed und damit der zweitgrößte Mond im Sonnensystem. Er ist sogar größer als der Planet Merkur (obgleich er weniger massereich ist). Ursprünglich wurde davon ausgegangen, dass Titan größer als Ganymed sei, doch haben neuere Messungen gezeigt, dass Titans dichte Atmosphäre dazu geführt hatte, seinen Durchmesser zu überschätzen. Wie andere große Monde des Sonnensystems ist Titan größer und massereicher als der Zwergplanet Pluto.

Vom Aufbau her dürfte Titan den Monden Ganymed, Kallisto, Triton und möglicherweise Pluto ähnlich sein. Er besteht etwa zur Hälfte aus Wassereis und silikatischem Gestein.

Wie jetzt festgestellt wurde, besteht die Oberfläche von Titan aus Silikatgesteinen und ist teilweise von Tümpeln oder Seen aus flüssigem Methan bedeckt. Auch weist die Oberfläche gebirgsähnliche Züge auf. Titan besteht aus einem Kern aus Silikatgestein, der von mehreren Schichten Wassereis umgeben ist. Die äußere Schicht besteht aus Eis und Methanhydrat, die innere aus Hochdruckeis. Nach Modellrechnungen von 2005 könnte sich zwischen diesen beiden Schichten ein Ozean aus flüssigem Wasser befinden. Der im Wasser enthaltene Ammoniak (zirka zehn Prozent) würde als Frostschutzmittel wirken, sodass der Ozean auch bei der zu erwartenden Temperatur von -20 Grad Celsius noch flüssig wäre. Auf Titan ist auch Kryovulkanismus nachgewiesen worden. Die zähflüssige Masse, die hierbei an die Titanoberfläche tritt, besteht aus Wasser und Ammoniak, sodass der Gefrierpunkt dieses Gemisches deutlich verringert wird. Aus diesem Grund ist diese Masse annähernd flüssig. Man nimmt auf der Oberfläche Verbindungen aus Hydrocarbonen an, die man vorher nie im Labor herstellen konnte.
 

 

Titan besitzt mit 1,88 g/cm³ die höchste Dichte aller Saturnmonde, obwohl er ähnlich wie diese zusammengesetzt ist. Die hohe Dichte ergibt sich durch die gravitative Kompression, die auch eine Aufheizung des Mondinneren bewirken dürfte. Sehr wahrscheinlich ist das Innere von Titan geologisch aktiv.

Titan rotiert in 15 Tagen, 22 Stunden und 41 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond, eine gebundene Rotation auf. Die Rotationsachse ist um 1,942° aus der Senkrechten geneigt. Er besitzt eine niedrige Albedo von 0,21; das heißt, nur 21 % des eingestrahlten Sonnenlichtes werden reflektiert.

Titan ist der einzige Mond im Sonnensystem und überhaupt der einzige bekannte Himmelskörper seiner Größenklasse, der eine dichte und wolkenreiche Atmosphäre besitzt. Auf teleskopische Beobachtungen basierend äußerte im Jahre 1908 der Katalane José Comas Solá als erster die Vermutung, dass der Mond von einer Atmosphäre umgeben sei. Deren Existenz wurde jedoch erst im Jahre 1944 erstmals von Gerard Kuiper mittels spektroskopischer Untersuchungen nachgewiesen. Dabei wurde der Partialdruck der Kohlenwasserstoffverbindung Methan zu 100 mbar bestimmt. Seither haben Untersuchungen der Voyagersonden ergeben, dass der atmosphärische Druck auf Titans Oberfläche mehr als 1,5 bar beträgt und somit um rund 50 % höher ist als der auf der Erdoberfläche. Die Atmosphäre besteht zu 94 % aus Stickstoff und zu etwa 6 % aus Methan und Argon. Außerdem finden sich auch Spuren von mindestens einem Dutzend anderer organischer Verbindungen (unter anderem Ethan, Propan, Ethin, Cyanwasserstoff, Kohlendioxid) sowie Helium und Wasser. Die Kohlenwasserstoffverbindungen entstehen wahrscheinlich aus Methan, das in der oberen Atmosphäre vorherrscht. Die Methanmoleküle werden durch Einwirkung der UV-Anteile der Sonnenstrahlung aufgespalten und rekombinieren dann zu anderen Verbindungen. Laut Erkenntnissen der Huygens-Sonde wird periodisch oder ständig Methan produziert [1]. Außerdem war Titans frühe Atmosphäre vermutlich reicher an Stickstoff und fünfmal dichter als die heutige.

Titans Atmosphäre rotiert schneller als der Mond selbst. In der oberen Atmosphäre herrschen starke Turbulenzen. Die Windgeschwindigkeit beträgt etwa 30 m/s in 50 km Höhe und nimmt stetig ab; unter 7 km ist die Geschwindigkeit gering. Außerdem scheint Methan auf die Oberfläche zu regnen, möglicherweise gibt es auch Blitze.

Auf Titans Oberfläche beträgt die Temperatur im Mittel -179° C (94 K). Bei diesen Temperatur- und Druckverhältnissen sublimiert Wassereis nicht, so dass nur sehr geringe Spuren von Wasser in der Atmosphäre vorhanden sind. Neben dem überall vorherrschenden orangefarbenen Dunst, der Titan einhüllt, sind Muster von Wolken zu erkennen. Diese sind möglicherweise aus Methan, Ethan oder anderen einfachen Kohlenwasserstoffverbindungen zusammengesetzt. Die orange Einfärbung wird offensichtlich von den komplexeren Molekülen verursacht, die sich in der oberen Atmosphäre bilden. Insgesamt sind trotz der niedrigen Temperaturen für die Kosmochemie hochinteressante Vorgänge, vielleicht auch Vorstufen für eine Art chemische Evolution, auf diesem Mond zu vermuten.

Titan besitzt kein nennenswertes Magnetfeld, so dass seine Atmosphäre direkt dem Sonnenwind ausgesetzt ist. Dadurch können Moleküle und Atome ionisiert und aus der äußeren Atmosphärenschicht weggerissen werden


Aufgrund der dichten Atmosphäre konnten bei früheren Beobachtungen im sichtbaren Licht und bei den Voyagermissionen keine Einzelheiten auf Titans Oberfläche erkannt werden. Die chemische Zusammensetzung der Oberfläche selbst ist komplex. Neuere Daten der Raumsonde Cassini-Huygens zeigen, dass in den dunklen äquatorialen Gebieten, wo man bis vor kurzem noch Methanozeane vermutete, große Wüstengebiete mit 150 Metern hohen und Hunderte Kilometer langen Sanddünen existieren. Woraus die bis zu 0,3 Millimeter großen Sandpartikel bestehen, ist noch nicht geklärt. In Frage kommen Wassereis oder organische Feststoffe. Einer Hypothese von Donald Hunten von der Universität von Arizona nach bestehen die Sanddünen aus an feinste Staubpartikel gebundenes Ethan. Das könnte auch die fehlenden Ozeane erklären. Solche Partikel in der Größenordnung von einem knappen Mikrometer konnten vom Huygens-Lander auch in der Atmosphäre nachgewiesen werden. Der stetige Ostwind auf Titan ist für die Bildung dieser Dünen verantwortlich, computergestützten Simulationen zufolge reicht dafür bereits eine Windgeschwindigkeit von 2 km/h.

Weitere Daten von der Raumsonde legen eine vulkanische Aktivität auf Titan nahe. Die dortigen Vulkane sind jedoch keine Feuervulkane wie auf dem Mars oder der Venus, sondern so genannte Kryovulkane, also Eisvulkane.

Am Südpol liegt der Ontario Lacus.

Titan ist wegen seiner bemerkenswerten Atmosphäre ein erstrangiges Forschungsobjekt der Kosmochemie und Exobiologie, weil er in mancher Hinsicht Bedingungen aufweist, die denen der Ur-Erde gleichen könnten (chemische Evolution). Ein bedeutender Unterschied ist allerdings die eisige Oberflächentemperatur, die eine weitere Entwicklung der präbiotischen Umwelt in Richtung Leben, wie wir es kennen, verhindern würde. Es erscheint jedoch nicht sicher, ob nicht vielleicht doch Titan der zweite belebte Himmelskörper im Sonnensystem ist.

Die ESA landete im Rahmen der Cassini-Huygens-Mission der NASA am 14. Januar 2005 die Raumsonde Huygens auf den Titan, wobei Bilder der Oberfläche gesammelt wurden. Durch die allmähliche Annäherung von Cassini-Huygens an das Saturnsystem wurden danach auch höher aufgelöste Bilder von Titan möglich.

 

 

Weitere umfangreiche Informationen: http://www.saturnmonde.de/titan.html 

 

Dione, früher auch Saturn IV genannt, wurde am 21. März 1684 von Giovanni Cassini entdeckt.

Benannt wurde der Mond nach der Titanin Dione, der Mutter der Aphrodite, aus der griechischen Mythologie.


Dione umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 377.420 km in 65 Stunden und 41 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,0022 auf und ist 0,02° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt. Der Mond Helene kreist im selben Abstand um Saturn und läuft Dione in einem Winkelabstand von 60° im führenden Lagrangepunkt, L4 voraus. Im folgenden Lagrangepunkt L5 läuft der Mond Polydeuces Dione im Winkelabstand von 60° hinterher.

Dione hat einen mittleren Durchmesser von 1118 km. Sie ist überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt. Mit 1,5 g/cm3 weist sie allerdings die größte Dichte aller Saturnmonde auf (abgesehen von Titan, dessen Dichte durch gravitative Kompression erhöht wird). In ihrem Innern müssen daher größere Anteile an dichterem Material vorhanden sein, etwa silikatisches Gestein. Ihre Albedo beträgt 0,55, das heißt 55 % des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert. Im Vergleich zu den Monden Tethys und Enceladus ist ihre Oberfläche relativ dunkel. Die Oberflächentemperatur beträgt −187 °Celsius. Dione rotiert in 65 Stunden und 41 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond, eine gebundene Rotation auf. Die Rotationsachse ist um 0,006° aus der Senkrechten geneigt.

Dione gleicht in ihrer Zusammensetzung, Albedo und der Strukturen ihrer Oberfläche dem Saturnmond Rhea. Beide Monde weisen unterschiedliche Hemisphären auf. Auf der folgenden Hemisphäre von Dione sind ein Netzwerk heller Streifen auf einer dunklen Oberfläche und Impaktkrater sichtbar. Die Streifen überdecken die Krater, was darauf hinweist, dass sie jüngeren Ursprungs sind. Die führende Hemisphäre ist stark verkratert und zeigt keine größeren Helligkeitsunterschiede. Der Ursprung des hellen Streifenmaterials ist nicht völlig geklärt. Es könnte aus Eruptionen entlang von Spalten und Rissen stammen und sich als dünne Ablagerung aus Eis oder Staub abgesetzt haben.

Einige (auch größere) Impaktkrater weisen Zentralberge auf, wie sie für den Erdmond oder den Planeten Merkur typisch sind. Offensichtlich hat die dünne Eiskruste Diones über geologische Zeiträume hinweg nicht in dem Maße nachgegeben wie auf dem Jupitermond Kallisto, wo derartige Strukturen nahezu völlig eingeebnet wurden.

Es wird vermutet, dass Dione in der Frühzeit ihrer Entstehung geologisch aktiv war. Durch Prozesse wie den Kryovulkanismus (Kältevulkanismus) wurde ein Teil ihrer Oberfläche erneuert, wobei die beobachteten Streifenmuster zurückblieben. Nach dem Rückgang der Aktivität wurde die führende Hemisphäre durch Einschläge von Asteroiden verändert, deren Krater die Streifenmuster weitgehend auslöschten.

Auf Diones Oberfläche sind stark verkraterte Regionen sowie Ebenen mit nur wenigen Kratern sichtbar. Die erstgenannten Regionen weisen zahlreiche Krater mit Durchmessern von mehr als 100 km auf, die Ebenen sind mit Kratern von weniger als 30 km Durchmesser überzogen. Einige der Ebenen sind sehr stark verkratert, andere kaum. Dabei sind stark verkraterte Regionen auf der folgenden, schwach verkraterte Ebenen auf der führenden Hemisphäre sichtbar. Das ist eigentlich genau das Gegenteil von dem, was die Wissenschaftler erwartet hatten. Der Astronom und Planetengeologe Shoemaker hatte ein Modell entwickelt, das die Verkraterung von Monden mit gebundener Rotation beschreibt. Demnach sind die meisten Krater auf der führenden, die wenigsten Krater auf der folgenden Hemisphäre eines Mondes zu finden. Im Fall von Dione scheint der Mond während der Phase des heftigsten Asteroidenbombardements genau entgegengesetzt orientiert gewesen zu sein. Da Dione relativ klein ist, kann bereits ein Impaktereignis, das einen 35 km großen Krater hinterlässt, die Rotation des Mondes stören. Da Dione eine Vielzahl derart großer Krater aufweist, könnte die Rotation während der Phase des intensiven Bombardements wiederholt gestört worden sein. Die Verteilung der Krater und die hohe Albedo auf der führenden Hemisphäre weisen darauf hin, dass der Mond seit mehreren Milliarden Jahren die heutige Orientierung beibehalten hat.

Dione besitzt eine scheinbare Helligkeit von 10,4m und ist damit, von der Erde aus gesehen, einer der hellsten Saturnmonde. Um sie zu beobachten benötigt man allerdings ein Teleskop mit mindestens 10 cm Objektivöffnung.


Am 14. Dezember 2004 hat die Raumsonde Cassini-Huygens Dione erstmals in einem Abstand von 83.000 km passiert. Am 11. Oktober 2005 fand eine noch größere Annäherung mit nur 500 Kilometern Abstand statt. Aus den folgenden Untersuchungen des Mondes erhofft man sich weitere Erkenntnisse über dessen Zusammensetzung und geologische Prozesse

 

Tethys , früher auch nur Saturn III genannt, ist einer der größeren Monde des Planeten Saturn.

Tethys wurde im Jahre 1684 von Giovanni Cassini entdeckt. Benannt wurde der Mond nach der Titanin Tethys aus der griechischen Mythologie.


Tethys umkreist Saturn in einem Abstand von 294.660 km in 45 Stunden und 18 Minuten auf einer exakt kreisförmigen Bahn, die 1,09° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt ist. Die Monde Telesto und Calypso laufen in Tethys' Lagrange-Punkten, jeweils 60° vor und hinter dem Mond, auf der gleichen Umlaufbahn um den Planeten. Tethys läuft darüber hinaus in einer 1:2 Resonanz mit dem Mond Enceladus um Saturn.

Tethys hat einen mittleren Durchmesser von 1060 km. Sie ist ein eisiger Himmelskörper, ähnlich den großen Saturnmonden Dione und Rhea. Ihre geringe Dichte von 1,21 g/cm3 weist darauf hin, dass sie größtenteils aus Wassereis mit Anteilen an silikatischem Gestein zusammengesetzt ist.

Tethys' Oberfläche ist stark verkratert und weist zahlreiche Risse auf. Zwei unterschiedliche Arten von geologischen Regionen konnten ausgemacht werden, eine Region mit zahlreichen Impaktkratern und ein dunkles, weniger verkratertes Band, das über den Mond verläuft. Die letztere Region ist ein Hinweis darauf, dass die Oberfläche zu einem späteren Zeitpunkt geologisch aktiv war, wobei ältere Gebiete der Oberfläche erneuert wurden. Die genaue Ursache der dunklen Verfärbung des Bandes ist nicht bekannt. Eine mögliche Erklärung könnten Aufnahmen der Raumsonde Galileo liefern, die die Jupitermonde Ganymed und Kallisto untersuchte. Beide Monde weisen helle Polkappen auf, die von großen Eisablagerungen an den Hängen von Kratern gebildet wurden. Aus der Entfernung erscheinen die Polkappen heller als das Muster, das von tausenden, nicht aufgelösten kleineren und vereisten Kratern gebildet wird. Tethys' Oberfläche könnte ähnlich gebildet worden sein und besteht aus Polarregionen mit einem undeutlichen Muster aus hellem Eis, zwischen denen eine dunklere Zone liegt.

Auf der westlichen Hemisphäre ist der riesige Krater Odysseus mit 400 km Durchmesser das auffälligste Merkmal. Der Krater erscheint relativ flach und ähnelt den Kratern auf dem Jupitermond Kallisto, wobei die typischen Ringwälle und der Zentralberg fehlen, wie sie auf dem Merkur oder dem Erdmond zu finden sind. Dies ist wohl darauf zurück zu führen, dass die schwache eisige Kruste von Tethys über geologische Zeiträume hinweg eingebrochen ist.

Das zweite auffällige Merkmal auf Tethys ist ein riesiges Tal, Ithaca Chasma, das etwa 100 km breit und drei bis fünf Kilometer tief ist. Mit einer Länge von 2.000 km läuft es zu etwa drei Vierteln um den Mond herum. Es könnte gebildet worden sein, als flüssiges Wasser im Innern des Mondes ausfror und die Oberfläche infolge der Ausdehnung aufriss. Einer anderen Theorie nach könnte Ithaca Chasma entstanden sein, als beim Einschlag des riesigen Körpers, der den Krater Odysseus bildete, Schockwellen durch den Mond liefen und die zerbrechliche Kruste auf der gegenüber liegenden Seite aufbrach.

Die Oberfläche von Tethys weist eine hohe Albedo von 0,8 auf, das heißt 80 % des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert. Die Oberflächentemperatur beträgt -187° Celsius. Tethys rotiert in 45 Stunden und 18 Minuten um die eigene Achse. Sie weist damit, wie der Erdmond, eine gebundene Rotation auf. Die Rotationsachse ist 0,034° geneigt

Tethys hat eine scheinbare Helligkeit von 10,3. Um sie zu beobachten benötigt man ein größeres Teleskop.

Iapetus wurde am 25. Oktober 1671 von Giovanni Cassini entdeckt.

Benannt wurde der Mond nach dem Titanen Iapetos aus der griechischen Mythologie.

 

 

Iapetus umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 3.561.300 km mit gebundener Rotation in 79 Tagen 7 Stunden und 55 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,0283 auf und ist 7,52° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt. Iapetus ist neben dem Mond Phoebe der einzige Saturnmond, dessen Bahn eine signifikante Neigung aufweist.

Iapetus hat einen mittleren Durchmesser von 1.436 km. Seine geringe Dichte von 1,27 g/cm3 weist darauf hin, dass er fast vollständig aus Wassereis mit geringen Anteilen an silikatischem Gestein aufgebaut ist. Die Rotationsachse ist um 14,84° aus der Senkrechten geneigt.

Iapetus' Oberfläche kann anhand ihrer Verfärbung in zwei deutlich verschiedene Regionen unterteilt werden. Die führende Hemisphäre ist mit einer Albedo von 0,03 bis 0,05 sehr dunkel und rötlich gefärbt. Die dunkle Region wurde nach dem Entdecker Cassiniregion genannt. Die folgende Hemisphäre ist mit einer Albedo von 0,5 so hell wie der Jupitermond Europa, sie wurde Roncevaux Terra getauft. Der Helligkeitsunterschied ist so auffällig, dass Cassini berichtete, den Mond mit seinem Teleskop nur auf einer Seite von Saturn beobachten zu können. Wandte der Mond der Erde die dunkle Region zu, blieb er unsichtbar. Die Raumsonde Voyager 2 passierte Iapetus am 22. August 1981 in einem Abstand von 966.000 km. Dabei konnten in der dunklen Region einzelne Strukturen aufgenommen werden. Die helle Seite ist vereist und stark verkratert. Die Polregionen sind frei von dunklen Materialien.

Die dunklen Materialien könnten Ablagerungen aus organischen Verbindungen sein, wie sie in primitiven Meteoriten (zum Beispiel kohligen Chondriten) oder auf der Oberfläche von Kometen vorkommen. Darüber hinaus könnten sie Cyanide wie ausgefrorene Cyanwasserstoffpolymere enthalten. Hierauf weisen erdgestützte Beobachtungen hin. Der Ursprung des dunklen Materials ist nicht geklärt, bislang liegen mehrere Theorien dazu vor. Die Schichtdicke des Materials ist ebenfalls unklar. In der dunklen Region finden sich keine hellen Einschlagskrater. Sollte die dunkle Schicht dünn sein, so müsste sie ständig erneuert werden, da bei einem Impakt helleres Material aus dem Untergrund ausgeworfen wird.

Das dunkle Material könnte aus dem Innern des Mondes stammen und durch eine Kombination aus Impaktereignissen und Vulkanismus an die Oberfläche gelangt sein. Diese Theorie wird durch das konzentrierte Vorkommen am Boden von Kratern gestützt. Iapetus bildete sich in einem weiten Abstand von Saturn und war bei der Entstehung des Sonnensystems weniger hohen Temperaturen ausgesetzt, so dass er in seinem Innern leichtflüchtige Komponenten wie Methan oder Ammoniak einbinden konnte. Diese könnten später durch geologische Prozesse wie den Kryovulkanismus (Kältevulkanismus) an die Oberfläche gelangt und durch UV-Strahlung der Sonne, ionisierte Partikel oder kosmische Strahlung in dunkle Verbindungen umgewandelt worden sein. An der Grenze zwischen der hellen und der dunklen Hemisphäre ist ein dunkler Ring von 100 km Durchmesser erkennbar, der an Strukturen auf dem Erdmond oder dem Mars erinnert, bei denen vulkanische Lava in Einschlagkrater mit einem Zentralberg geflossen sind.

Einer anderen Theorie nach stammt das dunkle Material vom Mond Phoebe. Es könnte durch den Einschlag von Mikrometeoriten freigesetzt und sich auf Iapetus' führender Hemisphäre gesammelt haben. Allerdings unterscheidet sich Phoebes Färbung etwas von den Ablagerungen auf Iapetus. Diese Theorie wird von einigen Forschern verworfen (T. Owen et. al.). Sie favorisieren aufgrund spektroskopischer Messungen die Herkunft des dunklen Materials vom Saturnmond Titan. Über den Mechanismus, wie das geschehen sein könnte, besteht noch weitgehend Unklarheit. Eine Hypothese (Litzroth) besagt, dass es kurz nach der Entstehung des Saturnsystems zu einer nahen Begegnung Titans mit Iapetus gekommen ist, in deren Folge Iapetus über einen Swing-by-Effekt auf seine jetzige Außenbahn geriet. Die damit verbundenen Gezeiteneffekte bewirkten den Materialtransport von Titan zu Iapetus. Gleichzeitig entstand die heute noch erhaltene Aufwölbung des im Folgenden erwähnten Bergrückens entlang des Iapetus-Äquators.

Ein weiteres großes Rätsel stellt ein auf den Cassini-Bildern entdeckter Bergrücken dar, der sich bis auf wenige Breitengrade genau auf dem geografischen Äquator von Iapetus erstreckt. Auf den Fotos ist das Phänomen deutlich als breites Band zu erkennen, durch das der Mond fast wie aus zwei Teilen zusammengesetzt erscheint. Der Bergrücken konnte bisher auf einer Länge von 1.300 Kilometer Länge beobachtet werden. Dabei erreicht er eine Breite von bis zu 20 Kilometern und eine maximale Höhe von 13 Kilometern.

Wie der Gebirgszug entstanden ist, liegt noch im Dunkeln. Wissenschaftler halten vor allem zwei Theorien für möglich: Zum Einen hätte sich die Erhebung durch tektonische Vorgänge bilden können, also durch Auffaltung ähnlich wie die europäischen Alpen auf der Erde. Zum Zweiten könnte durch einen Riss in der Kruste des Mondes flüssiges Material aus dem Untergrund an die Oberfläche getreten sein und sich bis zum heutigen Erscheinungsbild angehäuft haben. Nach einer gänzlich anderen Hypothese (Wing-Huen Ip) handelt es sich um die Trümmer eines abgestürzten Ringes, der entweder ein Überrest der Gas- und Staubscheibe gewesen ist, aus der sich Iapetus gebildet hat, oder die Folge des Einschlags eines großen Asteroiden und des dadurch herausgeschleuderten Materials.

 

 

Telesto wurde am 8. April 1980 von den Astronomen Bradford A. Smith, Harold Reitsema, Stephen M. Larson und John W. Fountain anhand von Teleskopbeobachtungen entdeckt.

Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung 1980 S 13.

Die Raumsonde Voyager 1 nahm 1980 Bilder beim Vorbeiflug am Saturn auf, auf denen Telesto als stecknadelkopfgroßer Punkt erkennbar ist, woraus schon auf eine sehr geringe Größe geschlossen werden konnte.

1983 wurde der Saturnmond offiziell nach Telesto, einer Tochter des Okeanos und der Tethys aus der griechischen Mythologie, benannt.

Telesto umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 294.660 km in 45 Stunden und 18 Minuten auf einer kreisförmigen Bahn, die 1,09° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt ist.
Sie bewegt sich dabei, zusammen mit dem Mond Calypso, auf einer Bahn durch die Lagrangepunkte des großen Mondes Tethys um den Planeten.
Telesto läuft dabei durch den führenden Lagrangepunkt L4 in einem Winkelabstand von 60° vor Thetys um Saturn. Calypso folgt Tethys auf derselben Bahn, 60° später, durch den folgenden Lagrangepunkt L5.

Telesto ist ein unregelmäßig geformter Körper mit einer Ausdehnung von 30×25×15 km.
Ihre Dichte ist mit 1,0 g/m3 sehr gering, was darauf hinweist, dass sie überwiegend aus Wassereis zusammengestzt ist.
Sie besitzt eine sehr helle Oberfläche mit einer Albedo von 1,0, d.h., 100 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Deutlich sichtbar sind einige Einschlagkrater von Meteoriten.

Von der Erde aus gesehen ist sie mit einer scheinbaren Helligkeit von 19,0m ein äußerst lichtschwaches Objekt.
 

Janus wurde am 15. Dezember 1966 von Audouin Dollfus entdeckt. Die Entdeckung wird Dollfus zugesprochen, obwohl kurz zuvor, am 29. Oktober 1966, Jean Texereau das Objekt fotografisch festgehalten hatte, ohne allerdings seine Bedeutung zu erkennen.


Am 18. Dezember 1966 beobachtete Richard L. Walker ein ähnliches Objekt, den Mond Epimetheus. Man war allerdings der Auffassung, dass Walker ebenfalls Janus beobachtet hatte.

Das Objekt wies allerdings ungewöhnliche Bahneigenschaften auf. Im Oktober 1978 fanden Stephen M. Larson und John W. Fountain heraus, dass sich die Beobachtungen am besten mit der Anwesenheit zweier einzelner Körper erklären ließ, die sich die gleiche Bahn teilten.

Janus wurde von der Raumsonde Pioneer 11 registriert, die am 1. September 1979 an Saturn vorbei flog. Dabei nahmen drei Detektoren zum Nachweis energetischer Partikel seinen Schatten auf. Janus wurde dann eindeutig am 1. März 1980 von der Sonde Voyager 1 identifiziert.

Obwohl der Name Janus bereits 1966 vorgeschlagen wurde und seither für den Mond verwendet wurde, erfolgte die offizielle Benennung durch die Internationale Astronomische Union (IAU) erst 1983. Bis dahin hatte er die vorläufige Bezeichnung S/1966 S 2.

Seinen Namen erhielt der Mond nach Janus, dem zweigesichtigen Gott aus der römischen Mythologie.

Janus ist koorbital mit dem Mond Epimetheus, das heißt die beiden Monde laufen auf fast gleichen Bahnen um den Saturn. Ihre mittleren Abstände von dem Planeten unterscheiden sich nur um 50 km.

Alle vier Jahre kommt es zu einer engen Begegnung der beiden Monde, die sich dann durch ihre Schwerkraft gegenseitig beeinflussen. Der innere Mond wird dabei beschleunigt und wandert auf eine höhere Umlaufbahn, wodurch er wiederum abgebremst wird. Der äußere wird abgebremst, wandert auf eine niedrigere Umlaufbahn und wird dadurch beschleunigt. Auf diese Weise tauschen Janus und Epimetheus ihre Umlaufbahnen, überholen sich dabei aber nicht. Dieses Verhalten der beiden Monde ist, soweit bekannt, einzigartig im Sonnensystem.

1980 wurden die Bahndaten von der Raumsonde Voyager 1 bestimmt. Der letzte Bahnwechsel fand am 21. Januar 2006 statt, der nächste wird im Januar 2010 stattfinden.

Vor diesem Wechsel umkreiste Janus Saturn in einem mittleren Abstand von 151.472 km in 16 Stunden und 40 Minuten. Die Bahn besitzt eine Exzentrizität von 0,007 und ist 0,14° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt. Epimetheus umlief Saturn in einem mittleren Abstand von 151.422 km. Nach diesem Wechsel ist nun Janus der innere Mond der beiden. Aktuelle Bahndaten liegen noch nicht vor.

Janus ist ein unregelmäßig geformter Körper mit einer Ausdehnung von 196×192 ×150 km. Seine Oberfläche ist stark verkratert und weist mehrere größere Krater mit einem Durchmesser von 30 km auf. Seine Oberfläche erscheint älter als die des benachbarten Mondes Prometheus, jedoch jünger als die der Pandora.

Janus und Epimetheus stammen wahrscheinlich von einem gemeinsamen Ursprungskörper ab, der durch eine Störung, zum Beispiel eine Kollision mit einem anderen Objekt, in einer frühen Phase des Satellitensystems in zwei Körper zerbrach.

Aufgrund seiner sehr geringen Dichte von 0,65 g/cm3 und seiner hohen Albedo von 0,5 scheint Janus ein eisiger poröser Körper zu sein.

Er rotiert in 16 Stunden und 40 Minuten um die eigene Achse und weist damit wie der Erdmond eine gebundene Rotation auf. Seine Drehachse ist 0,015° gegenüber der Umlaufbahn geneigt.

Seine scheinbare Helligkeit beträgt 15,5m.

 

Epimetheus wurde am 18. Dezember 1966 von Richard L. Walker entdeckt. Bereits am 15. Dezember 1966 hatte Audouin Dollfus einen neuen Mond bei Saturn entdeckt, für dessen Benennung er Janus vorschlug. Bei dem von Richard L. Walker drei Tage später entdeckten Mond glaubte man zunächst, dass es sich um dasselbe Objekt handelte.
 

 

Das Objekt zeigte ein allerdings ein ungewöhnliches Bahnverhalten. Im Oktober 1978 fanden Stephen M. Larson und John W. Fountain heraus, dass sich die Beobachtungen am besten mit der Anwesenheit zweier einzelner Körper erklären ließen. Allerdings gestaltete es sich sehr schwierig, die Bahnen der Monde aus den Beobachtungsdaten aufzuschlüsseln.

1980 konnte dies beim Vorbeiflug der Raumsonde Voyager 1 bestätigt werden. Offiziell teilt sich daher Walker seine Entdeckung mit Larson und Fountain. Der von Voyager aufgenommene Körper wurde zunächst 1980 S 3 genannt. Der Name Epimetheus wurde offiziell 1983 vergeben. Zu diesem Zeitpunkt wurde auch der Name Janus von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) offiziell anerkannt, obwohl er seit 1966 verwendet wurde.

Seinen Namen erhielt der Mond nach Epimetheus, dem Bruder des Prometheus und Ehemann der Pandora aus der griechischen Mythologie.

Epimetheus ist koorbital mit dem Mond Janus, das heißt die beiden Monde laufen auf fast gleichen Bahnen um den Saturn. Ihre mittleren Abstände von dem Planeten unterscheiden sich nur um 50 km. Alle vier Jahre kommt es zu einer engen Begegnung der beiden Monde, die sich dann durch ihre Schwerkraft gegenseitig beeinflussen. Der innere Mond wird dabei beschleunigt und wandert auf eine höhere Umlaufbahn, wodurch er wiederum abgebremst wird. Der äußere wird abgebremst, wandert auf eine niedrigere Umlaufbahn und wird dadurch beschleunigt. Auf diese Weise tauschen Epimetheus und Janus ihre Umlaufbahnen, überholen sich dabei aber nicht. Dieses Verhalten der beiden Monde ist, soweit bekannt, einzigartig im Sonnensystem.

1980 wurden die Bahndaten von der Raumsonde Voyager 1 bestimmt. Der letzte Bahnwechsel fand am 21. Januar 2006 statt, der nächste wird im Januar 2010 stattfinden. Vor diesem Wechsel umkreiste Epimetheus Saturn in einem mittleren Abstand von 151.422 km in 16 Stunden und 40 Minuten. Die Bahn besitzt eine Exzentrizität von 0,009 und ist 0,34° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt. Janus umlief Saturn in einem mittleren Abstand von 151.472 km.

Nach diesem Wechsel ist nun Epimetheus der äußere Mond der beiden. Aktuelle Bahndaten liegen noch nicht vor.

Epimetheus ist ein sehr unregelmäßig geformter Körper mit einer Ausdehnung von 144×108×98 km. Auf seiner Oberfläche befinden sich mehrere größere Krater mit einem Durchmesser von 30 km sowie Höhenzüge und Vertiefungen. Aus der Struktur seiner Oberfläche wird geschlossen, dass es sich um einen relativ alten Himmelskörper handelt. Epimetheus und Janus stammen wahrscheinlich von einem gemeinsamen Ursprungskörper ab, der durch eine Störung, zum Beispiel eine Kollision mit einem anderen Objekt, in einer frühen Phase des Satellitensystems in zwei Körper zerbrach.

Aufgrund seiner sehr geringen Dichte von 0,6 g/cm3 und seiner hohen Albedo von 0,5 scheint Epimetheus ein eisiger poröser Körper zu sein.

Er rotiert in 16 Stunden und 40 Minuten um die eigene Achse und weist damit wie der Erdmond eine gebundene Rotation auf. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 14,5m.
 

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